ブラックホール降着流・噴出流による フィードバック過程の 磁気流体シミュレーション

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1 ブラックホール降着流・噴出流による フィードバック過程の 磁気流体シミュレーション
松元亮治(千葉大理)

2 講演内容 共進化のマルチ連結シミュレーション 回転ガス円盤における角運動量輸送過程 降着円盤の大局的3次元磁気流体数値実験
円盤ダイナモとガス降着 降着円盤からのウィンド・ジェットの噴出 ジェット伝播シミュレーション 超臨界降着流のシミュレーション 輻射によるフィードバック

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4 巨大ブラックホールと銀河の共進化のマルチ連結計算
　巨大ブラックホールの起源 巨大ブラックホールへのフィーディング 銀河（バルジ） 銀河（１０万光年）からブラック ホール（１光日）へのフィーディング 初代星形成 銀河（バルジ）形成 銀河核 宇宙論的進化 巨大ブラックホール 巨大ブラックホール形成 ジェットによる銀河への フィードバック 初代ブラックホール形成 電磁波放射による 銀河へのフィードバック 宇宙誕生後２－３億年 宇宙誕生後１０－２０億年 巨大ブラックホールからのフィードバック 4

5 流体系シミュレーションモデルと計算量 Ｉ 流体 演算量∝Ｎ3×Nstep 磁気流体 Ｂ 輻射流体 輻射磁気流体 磁気流体 Ｎ6×Nstep
計算領域を格子に分割して差分化 流体 3次元 ρ(t,x,y,z), v(t,x,y,z), P(t,x,y,z) 演算量∝Ｎ3×Nstep 磁気流体 輻射流束制限拡散（ＦＬＤ）近似 +B(t,x,y,z) Ｂ 輻射輸送方程式を解く Ｉ 輻射流体 輻射磁気流体 磁気流体 Ｎ6×Nstep + Ｉ (t,x,y,z,n,q,f) +5年

6 ブラックホールへの質量供給

7 角運動量輸送問題 標準理論では粘性ストレス Ｔrφ＝αＰ と仮定 回転物質が落下するためには角運動量を失う必要がある。 降着のタイムスケール
GAS SUPPLY 回転物質が落下するためには角運動量を失う必要がある。 標準理論では粘性ストレス　Ｔrφ＝αＰ　と仮定 降着のタイムスケール 観測と理論の比較から　α ~　0.01 – 0.1 流体乱流では　α　~　O(0.001) too small ! H/r ~　1 (RIAF) 　　　　　0.1 (slim) 0.01 (thin) 降着円盤の理論モデルでは、長年、α粘性とよばれる現象論敵な粘性モデルが採用されてきました。これは、ストレステンソルの非対角成分が圧力に比例すると仮定し、その係数をαと置くというモデルです。観測との比較を通して、αの値は0.01から0.1程度と推定されてきましたがα粘性の起源は長年謎でした。 ガス温度に強く依存

8 差動回転円盤における磁気 回転不安定性 角運動量 重力 遠心力 Ｒ方向 Angular momentum
差動回転円盤における磁気　　回転不安定性 角運動量 重力 遠心力 Ｒ方向 Angular momentum Balbus and Hawley (1991)

9 ブラックホール降着円盤の 大局的３次元ＭＨＤシミュレーション
Machida and Matsumoto 2003

10 磁気エネルギーと角運動量輸送率の 時間変化
磁気エネルギー（対数） α＝ <-BrBφ/4πP0> 　α～0.1 The megnetic energy increases with time and saturates when beta is aound 10. The ratio of the Maxwell stress to the gas pressure is about 0.1 in the innermost region. time TIME Machida and Matsumoto 2003

11 銀河ガス円盤の磁気流体シミュレーション （Nishikori et al. 2006)
重力ポテンシャル ダークマターを含む軸対称ポテンシャル（ Miyamoto 1980) 初期条件 10kpcで密度最大になる角運動量一定のトーラス 方位角方向の弱い磁場 r=0.8kpc に吸収境界 赤道面対称性を仮定 Next, I would like to show the results of global 3D MHD simulations. We assume axisymmetric gravitational potential given by Miyamoto. In this potential, the effects of dark matter is included. Initial state is a constant angular momentum torus whose density maximum locates at 10Kpc. AT the initial state we assume weak toroidal magnetic fields. We include anomalous resistivity and Joule heating. We imposed absorbing BC at r=0.6Kpc. The right panel shows the density distribution and initial magnetic fields. We user 250*64*319 mesh points in cylindrical coordinate. 250*64*319 mesh

12 シミュレーション結果 2Gyr 3.5Gyr ρ＋ B t = 3.8Gyr
These panels show numerical results. Color shows density and curves show magnetic fields. As MRI grows, azimuthal magnetic field is amplified. The right panel shows the mean magnetic fields. The mean magnetic field is azimuthal but the strength of the turbulent magnetic field is comparable to the mean magnetic field. 　ρ＋　B t = 3.8Gyr

13 方位角方向磁場の逆転 10億年後

14 方位角方向磁場の逆転機構 ＋１ 磁気回転不安定性が成長 ＋２ －１ パーカー不安定性による磁束流出 ＋２ 浮上 －１

15 銀河中心への降着率 r=0.8kpcにおける降着率
=3.8Gyr This viewgraph shows the accretion rate to the central region. The accretion rate is solar mass per year when the initial gas torus has mass about 10^8 solar mass. The accretion rate is small but high enough to support the activity of our galactic center. 初期にr=10kpcのトーラス状に n=1/cc のガスが分布している場合。より内側にガスが分布していれば降着率は増大。

16 銀河中心核ガス円盤の 大局的3次元MHDシミュレーション
2kpc Machida is also carrying out the simulation of the galactic central region. In this simulation, we imposed absorbing boundary condition at 200pc from the galactic center. The nuclear gas disk also becomes turbulent and mass accretion continues. This simulation produced magnetic loops inside 1kpc from the galactic center. Machida and Matsumoto (2006)

17 Global 3D MHD Simulation of the Galactic Center Gas Disk (Machida et al. 2008)
Loop 銀河中心領域の模式図 磁気的加熱やコロナ形成によってH/rが増え、降着率が増大するのでは？

18 ブラックホール降着円盤とジェット 活動銀河中心核（AGN) ジェット 電波銀河Ｍ８７中心核から噴出するジェット 1017cm
VLA+ HALCA VLBA 43GHz Walker et al. 2007 活動銀河中心核（AGN) ジェット 電波銀河Ｍ８７中心核から噴出するジェット　 VLA（電波） 銀河中心核の活動性は超大質量ブラックホールへの質量降着によって駆動されていると考えられています。下図は降着円盤の模式図ですが、物質降着を可能にする角運動量輸送、円盤からのアウトフローの噴出等に磁場が本質的な寄与をしていることが明らかになってきました。さきほどの町田さんの講演でも紹介されましたように、私たちのグループでは降着円盤の時間発展を円盤全体を計算領域に含めたグローバルな磁気流体シミュレーションによって調べています。この講演ではSgrA*やこの図に示されたM87のように中心核が暗い低光度降着流の場合の計算結果について紹介します。 1017cm 連星系降着円盤（NASA) 銀河系内ジェット天体SS433

19 磁気流体ジェットの形成

20 降着円盤からのアウトフロー生成 磁力線と方位角方向磁場 vz=0.05c の面
This viewgraph shows the structurfe of the jet launchig region. Left panel shows the isosurface of vertical speed and solid curves in the right panel show magnetic field lines. Colors show azimuthal magnetic fields. We found that large-scale poloidal field is created and that outflows are accelerated along these field lines. 磁力線と方位角方向磁場 vz=0.05c　の面

21 This viewgraph is a summary of our magnetic tower jet simulation
This viewgraph is a summary of our magnetic tower jet simulation. When the central star is magnetically connected to the disk, well collimated magnetic tower develops. When the central object is a black hole and the disk has poloidal magnetic loop, the tower jet also appears.

22 ジェットの伝播 Bow Shock Jet-terminal Shock Internal Shock Cocoon 接触不連続面 Beam
密度の対数分布 等高線は圧力

23 Bφによるジェットの構造変化 密度のグラフ、等高線は圧力 Bφが加わりCocoonが細くなる
ジェット先端の接触不連続面とBow Shockの間が薄くなる ジェットの伝播がBφを入れたほうが早い H1 MH-φ

24 銀河ジェットへの適用 コクーン 密度 温度 Gaibler et al. 2009

25 ジェット伝播シミュレーションの課題 非一様な密度分布中の磁気流体ジェットの伝播を3次元シミュレーションによって調べる。
磁気流体ジェットとの相互作用による星間ガスの加熱を調べる。 相対論的MHDシミュレーション 円盤から注入される磁場構造への依存性 円盤の質量流出率への依存性

26 降着円盤の輻射流体シミュレーション 降着率 α=0.01 r = 5rg Slim Advection Radiation RIAF
SADM 次に降着率が高い場合の輻射流体シミュレーションについて紹介します。 表面密度 光学的に薄い 光学的に厚い Abramowicz et al. 1995

27 近傍銀河中で発見された 超光度Ｘ線源（ＵＬＸ）
M82 optical このシミュレーション結果は、近傍銀河中で発見された恒星質量ブラックホールのエディントン光度より明るい超光度Ｘ線源を、恒星質量ブラックホールへの超臨界降着によって説明できることを示唆しています。 Chandra X-ray Image X-ray NASA/CXC/SAO/PSU/CMU 恒星質量ブラックホールのエディントン光度を超えるＸ線源が存在

28 臨界降着率の100倍程度の降着率の場合のシミュレーション結果です。上図は温度、した図は密度分布を示します。回転軸方向に０．２ｃ程度の速度でプラズマが加速されています。軸方向から見たときの光度はエディントン光度を超えています

29 解いている方程式はこれらの式で、輻射から働く力、逆コンプトン散乱による冷却などが含められています。輻射流速はFlux Limited Diffusion 近似を用いて計算されています。磁場はまだ考慮されていません。

30 輻射スペクトル 輻射流体シミュレーション結果から求めたスペクトル (Kawashima et al. 2010) ULXの輻射スペクトル
（Gladstone 　et al. 2009)

31 ジェット天体との関係 L > エディントン光度 ＵＬＸ 光学的に厚いアウトフロー スペクトルはソフト エディントン光度を超えない
　　　ＳＳ４３３？ VLA（電波） この図に示すように、ブラックホールへの超臨界降着流によってＵＬＸとＳＳ４３３のようなジェット天体を統一的に解釈することができます。すなわち、回転軸方向から見た場合はＵＬＸ、軸と角度をなす方向から見た場合は光度は低く、スペクトルもソフトになり、ジェットを伴うＳＳ４33のような天体として観測されるというモデルです。 1017cm SS433から噴出するジェット

32 輻射磁気流体シミュレーション (Ohsuga,Mineshige,Mori,Kato 2009)
基礎方程式 Continuity Equation・・・・・・・ Equation of Motion・・・・・・・・ Gas Energy Equation・・・・・・・ Radiation Energy Equation・・ So far, I study accretion disks using RHD simulations. But magnetic fields are not solved and alpha-viscosity is assumed. Recently, many researchers perform MHD simulations. However, the radiation transfer is also important. Therefore, we carry out the RMHD simulations. In the RMHD simulations, multi-dimensional effects, radiation transfer, magnetic fields, and viscosity can be physically treated without assumption. RMHD simulations are most powerful tool to study accretion disks. Maxwell’s Equations・・・・・・ 輻射に関する項 磁場に関する項

33 次世代降着円盤シミュレータの開発 プラットフォーム : CANS 降着円盤への適用 並列計算機 向き最適化 シミュレーション結果解析
並列計算機　向き最適化 シミュレーション結果解析 シミュレーションエンジン 基本課題　　　ライブラリ リーマンソルバの改訂 相対論的磁気流体 ウェブページ 輻射磁気流体 可視化 降着円盤への適用 私たちのグループでは、輻射が重要になる領域まで含めた降着円盤のシミュレーションを実施するためのシミュレータを開発中です。以前に私たちが作成したコードのエンジン部にあたりリーマンソルバを改定するとともに、輻射磁気流体モジュールを加え、円盤の状態遷移やジェット形成に適用することを目指しています。 光学的に 　薄 い円盤の 時間発展 ハード・ソフト　状態遷移 光学的に厚い円盤の進化 相対論的ジェットの形成

34 輻射によるフィードバック 　Urry and Padvani 1995

35 RHDによるNLRの理論モデル r（pc）-数密度（1/cc）の関係。30-40pcまで100-1000 /ccのガスがまきあげられている。
Susa, Ohsuga, Wada 中心のBH（2e6Msun）+半径20pcの円盤 ionized 中心BHの輻射＋円盤内のSN＋流体 r（pc）-数密度（1/cc）の関係。30-40pcまで /ccのガスがまきあげられている。 →NLR? Face-on ionized edge-on 緑：60deg 赤: cosin 青: no radiation Walsh et.al. 2008

36 まとめ ブラックホールへのガス供給：降着時間は円盤の厚さ(温度）に依存する。H/r=0.1程度なら磁気乱流による角運動量輸送により、円盤が百回転するタイムスケールで降着が進む。 超臨界降着によるブラックホール成長が可能。回転軸方向から観測したときの光度はエディントン光度を超える。 星間ガス中を伝播するジェットはｋｐｃスケールで乱流を生成し、星間ガスを加熱する。 輻射磁気流体シミュレータを開発中。

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